Sociedad de Radio-astronomia del Caribe
ESTRUCTURA DE LA ATMÓSFERA DEL SOL
Lo que vemos del Sol en luz visible es su fotosfera a través de varias capas atmosférica.
La fotosfera es una zona de agitación y turbulencia con una profundidad de unos 400 km. Posee una estructura granular producida por corrientes de energía que ascienden del interior del Sol y que forman lo que le hemos llamado granulación solar.
La energía que la fotosfera emite pasa por la cromosfera, de varios miles de kilómetros de profundidad, alcanzando unas temperaturas que van desde los 4,500 Kelvin desde su interior hasta un millón Kelvin en la parte más del exterior. La cromosfera es una zona enrarecida, sumamente activa, en la que la energía solar va hacia la corona. Ésta es la capa más exterior de la atmósfera solar. Entre ambas capas, existe una zona tenue en que la temperatura alcanza los 2.000.000 Kelvin. La capa más interior de la corona está constituida por articulas atómicas que siguen el campo magnético Sol formando anillos y arcos, mientras que la capa as interior no tiene un limite definido, sino que se confunde ya con el viento solar, bajando las temperaturas de esa zona a 1.000.000 Kelvin.
Este viento solar, que es la corriente de energía que emite el Sol, es la fuente energética de la atmósfera terrestre, y es la que provoca la formación de la magnetosfera, las auroras, etc.
LO QUE UN AFICIONADO PUEDE OBSERVAR
Son muchas los proyectos que podemos desarrollar y de igual modo observando el Sol, por ejemplo : el heliógrafo puede servirnos como complemento de observación de manchas que explicaremos más adelante, con el fin de estudiar las influencias de la actividad solar en la climatología terrestre.
El heliógrafo esta compuesto por una bola de cristal con un diámetro de unos 10 cm que concentra luz que recibe en un punto. Este punto se concentra sobre un papel que normalmente es sensible al calor que produce el rayo de luz y se quema. Este papel lleva marcada las horas, estudiándose de esta manera las horas diurnas diarias de insolación.
El orto y ocaso del Sol, su salida y puesta, también pueden ser estudiadas cronometrando sus sucesos.
Superficie solar
(El sol no puede ser observado directamente, a través de un telescopio, puede afectar la vista)
Para la observación de la superficie del Sol necesitamos diversos instrumentos, un pequeño telescopio por lo menos. Usando un telescopio un telescopio puede ser observado de dos maneras:
a) Usando un filtro solar especialmente para esto. Con este filtro hay que ser cuidadoso, pues si el telescopio es de más de 6 cm de diámetro, la cantidad de luz que recoge es muy grande y puede romperlo (algunos telescopios tienen una abertura en la tapa para limitar la entrada de luz).
b) Otra manera es el método de proyección. Para esto se necesita una lamina de metal o papel y colocarlo a cierta distancia del ocular, esto nos permite ver la imagen del Sol proyectada en ella, en este caso sin utilizar el filtro.
a) Usando un filtro solar especialmente para esto. Con este filtro hay que ser cuidadoso, pues si el telescopio es de más de 6 cm de diámetro, la cantidad de luz que recoge es muy grande y puede romperlo (algunos telescopios tienen una abertura en la tapa para limitar la entrada de luz).
b) Otra manera es el método de proyección. Para esto se necesita una lamina de metal o papel y colocarlo a cierta distancia del ocular, esto nos permite ver la imagen del Sol proyectada en ella, en este caso sin utilizar el filtro.
Granulación fotosférica
La Granulación fotosférica es producida por columnas de gas que emergen desde una profundidad de unos 200 a 1,000 km, con una vida efímera de varios minutos, cubriendo toda la superficie del disco solar. Su aspecto más brillante debe ser su temperatura, superior al resto del conjunto. Con el telescopio podemos observarlos, ya que tienen de 1”\a 3” de arco, si bien se necesita un telescopio potente y fotografiarlo para poder realizar su estudio de manera detallada; a través de un telescopio mediano sólo veremos evolucionar el conjunto de granulación, sin posibilidad de tomar datos.
Fáculas
Las fáculas, que al contrario de las manchas, son más caliente que el resto de la superficie, son manchas brillantes que aparecen sobre la superficie del Sol, sobre todo en la parte del limbo solar. Estas fáculas, al igual que as manchas, están asociadas a la actividad solar y aunque no las haya sobre la superficie, las fáculas son indicio suficiente de actividad.
Las fáculas suelen aparecer en lugares donde luego se formaran manchas, por lo que su observación nos permitirá conocer en qué sitios y cuándo será probable la aparición de una nueva. Las fáculas se encuentran más frecuentemente en las proximidades del limbo, donde es más fácil observarla.
Fulgaciones y protuberancias
Para observar las fulgaciones y protuberancias es necesario un filtro monocromático, Ha, muy usado por los astrónomos aficionados. Usando dichos filtros podemos unas zonas de la cromosfera que aumentan de brillo en tiempos que van de un minuto a una hora, por lo general. Estas fulgaciones normalmente están asociadas a grupos de manchas, sobre todo a los de gran tamaño y se denominan fulgaciones cromosféricas.
Las fulgaciones son de mayor tamaño y resultan visibles en el espectro habitual, ya que las explosiones son de alta energía y se manifiestan en casi todo el espectro. Estas explosiones están provocadas por el campo magnético: se crean zonas de convección de energía que se dirigen a la cromosfera, adquiriendo zonas de campo magnético, teniendo como resultado la liberación de mucha energía.
Las fulgaciones se clasifican en de acuerdo a su luminosidad, área de acción y morfología, siendo las más comunes aquéllas que forman un rizo o un tipo de bucle.
Estas fulgaciones tienen tienen efectos fuera de la cromosfera. La energía magnética que liberan, y que atraviesan esa capa, forma las llamadas protuberancias y filamentos. Las protuberancias están constituidas por partículas ionizadas, que al ser más frías que el resto del disco aparecen de un color más oscuro. Se suele llamar filamentos a las protuberancias más largas y finas.
Estas fulgaciones tienen tienen efectos fuera de la cromosfera. La energía magnética que liberan, y que atraviesan esa capa, forma las llamadas protuberancias y filamentos. Las protuberancias están constituidas por partículas ionizadas, que al ser más frías que el resto del disco aparecen de un color más oscuro. Se suele llamar filamentos a las protuberancias más largas y finas.
Manchas solares
Las manchas solares son el fenómeno más seguido por los astrónomos aficionados, que es el mas accesible en cuanto a instrumentación requerida ( unos binoculares o un refractor de 60mm y un filtro es más que suficiente), y el estudio que se puede hacer después, como veremos, es inmenso. Un estudio en dos partes: la actividad propia del Sol y su estructura interna; luego, su influencia en el resto de los astros, incluyendo la tierra, junto con sus factores físicos, biológicos y sociólogos. Por tanto, vemos que el estudio de la actividad solar puede llegar a ser tan compleja como queramos.
La estructura principal en la que aparecen las manchas es en grupo. Estos grupos están formados por manchas, focos y poros, que tienen una evolución temporal y espacial conjunta. es decir a la vez, evolucionan juntos y desaparecen. Pueden existir interacciones entre grupos de manchas, y a veces es difícil distinguir unos de otros. Incluso dos grupos de manchas, que se diferencian antes, resultan ser el mismo grupo al aparecer nuevos focos (manchas o poros) entre ambos grupos; o viceversa, dos grupos pueden dividirse o separarse después de su creación.
Focos
Son todas aquellas manchas que aparecen en la superficie de la atmósfera solar. Los focos más pequeños son los poros, manchas puntuales en las que no se distingue ni sombra ni penumbra, y que suelen aparecer antes que las propias manchas. Además suelen rodear los grupos y estar entre las manchas importantes. Se llaman micro poros a aquellos poros que casi no se distinguen y que solo se pueden ver con muy buena calidad de imagen. Generalmente no podremos distinguirlos.
Son todas aquellas manchas que aparecen en la superficie de la atmósfera solar. Los focos más pequeños son los poros, manchas puntuales en las que no se distingue ni sombra ni penumbra, y que suelen aparecer antes que las propias manchas. Además suelen rodear los grupos y estar entre las manchas importantes. Se llaman micro poros a aquellos poros que casi no se distinguen y que solo se pueden ver con muy buena calidad de imagen. Generalmente no podremos distinguirlos.
Se llaman manchas normalmente a aquellas en las que sí se distingue la sombra de la penumbra.
Max Waldmeier (1912-2000)
Max Waldmeier (1912-2000)
Astrónomo austriaco. Director del Observatorio Eidgenossischen (1945-79)
Trabajó en sistemáticas observaciones sobre variados aspectos de la actividad solar. Amplió la tabla de Wolf sobre clasificación de manchas solares.
Trabajó en sistemáticas observaciones sobre variados aspectos de la actividad solar. Amplió la tabla de Wolf sobre clasificación de manchas solares.
Clasificación de la evolución de las manchas:
A: En estos grupos úúnicamente hay uno o dos, o muy pocos, poros agrupados y aislados. Éstos anuncian la formación de un nuevo grupo de manchas en la zona.
B: Está formado únicamente por un grupo de poros mayor, pero que están distribuidos de forma bipolar, es decir que se distribuyen en un grupo en torno a do polos de actividad.
C: Los grupos del tipo C son los formados por una mancha con sombra y penumbra, acompañada de numerosos poros. Continúan distribuidos en forma bipolar, y entre ambos polos se extienden varios poros.
D: Aquí, dos o tres manchas forman un conjunto con los poros que les acompañan en la zona intermedia con una estructura claramente bipolar.
E: Los grupos de este tipo dejan de tener una estructura bipolar tan clara que ya que aparecen manchas con umbra y penumbra entre ambos polos. Les siguen acompañando a las manchas gran número de poros.
F: Éste es el número de máxima actividad que desarrolla la mancha. Existen gran número de poros y de manchas con una distribución ya regular.
G: Comienza el decaimiento de la actividad en la mancha, y comienza a distinguirse de nuevo la formación bipolar, ya que incluso desaparecen los poros entre ambos polos.
H: La actividad se ha reducido a una, dos o muy pocas manchas agrupadas y aisladas, con muy pocos poros.
I: Del grupo quedan una o dos manchas aisladas y algún poro (aunque normalmente ninguno). Este grupo suele confundirse con el tipo A, si no se conoce la evolución de esa mancha, ya que las manchas van tomando cada vez más el aspecto de poros, reduciéndose la umbra.
El Sol hoy
Foto cortesia NASA
¿Cuánto dura "un día" en el sol?
La rotación solar dura el equivalente a 26 días 19 horas y 12 minutos terrestres. Es decir, 24 horas del sol equivalen a 643 horas y 12 minutos de la tierra. Obviamente luego de ese tiempo no habrá "noche" tal como la conocemos sino que se completará un ciclo de rotación sobre su propio eje.
Llamarada solar
¿Qué tiempo de vida tiene el sol?
Puesto que aproximadamente cada segundo el sol pierde 4´000,000 de toneladas de materia en forma de radiación, se estima que el sol llegará a agotar la totalidad del hidrógeno en 5´000,000 de años.
Imagen del Sol las cuales nos pueden dar una idea sobre las caracteristicas. A modo de comparacion las manchas solares y su respectivas clasificaciones
Mancha solar
Arriba: El ciclo de manchas solares desde 1995 hasta la actualidad. La curva de rastros irregulares de las manchas solares real. Las curvas se ajustan a los datos de predicciones en la actividad y futura. Crédito: David Hathaway, NASA / MSFC.
